Какой объект во вселенной наиболее непрозрачен для нейтрино?

У меня была эта мысль, и мое первое предположение было «высокая плотность = много поглощения, поэтому я предполагаю, что это нейтронные звезды», но у этого вопроса о физике есть отличный ответ, который охватывает, почему это неправильно.

Так какой объект будет поглощать наибольшую долю проходящих через него нейтрино или, по крайней мере, быть хорошим кандидатом? Не стесняйтесь предполагать определенный диапазон энергий нейтрино. Исключите черные дыры, потому что они просто поглощают все, и это не так интересно.

... Так какой объект будет поглощать наибольшую долю проходящих через него нейтрино или, по крайней мере, быть хорошим кандидатом? Не стесняйтесь предполагать определенный диапазон энергий нейтрино. Исключите черные дыры, потому что они просто поглощают все, и это не так интересно.

Нейтрино обладают наименьшей массой и движутся почти со скоростью света , это свойство, наряду с их слабым взаимодействием, позволяет им путешествовать через все, кроме самых плотных объектов.

Вы запросили ответ, который исключает захват гравитацией, смехотворно длинные объекты также должны быть исключены. Это оставляет разумные по размеру (существующие) объекты чрезвычайной плотности.

Если звезда-прародитель находится в диапазоне масс 8–25 ядро медленно сжимается до нейтронной звезды, и поэтому ее называют прото-нейтронной звездой (PNS). Как только он сжимается и становится особенно плотным, он становится непрозрачным для нейтрино. Также необходимо выпустить огромное количество угловых моментов за счет нейтринной эмиссии, чтобы сбалансировать уравнения состояния (EoS). В первые десятые секунды после отскока ядра PNS является турбулентным и шатким, но в течение следующих десятков секунд он претерпевает более тихую, «квазистационарную» эволюцию (фаза Кельвина-Гельмгольца), которую можно описать как последовательность равновесных конфигураций.$_\odot$

Эта фаза характеризуется начальным повышением температуры PNS, когда энергия вырождения нейтрино передается веществу, и оболочка PNS быстро сжимается, а затем происходит общая делептонизация и охлаждение. Через десятки секунд температура становится ниже, а длина свободного пробега нейтрино больше радиуса звезды. PNS становится прозрачным для нейтрино, и рождается «зрелая» нейтронная звезда.

Создание прото-нейтронной звезды объясняется в « Эмиссии нейтрино от сверхновых » (28 февраля 2017 г.) Х.-Т. Янка. Это простая иллюстрация на странице 4:

_{Рис. 2 Эволюция массивной звезды от начала коллапса железного ядра до нейтронной звезды. У прародителя сформировалась типичная структура луковичной оболочки со слоями все более тяжелых элементов, окружающих железное ядро ​​в центре (верхний левый угол). Подобно белой карликовой звезде, это железное ядро ​​(увеличенное в нижней левой части) стабилизируется главным образом давлением фермионов почти вырожденных электронов. Это становится гравитационно неустойчивым, когда повышающиеся температуры начинают позволять частичный фото-распад ядер группы железа до частиц и нуклонов. ускоряется до динамического коллапса за счет захвата электронов на связанных и свободных протонах, высвобождая электронные нейтрино ( ), которые первоначально свободно . Только$\alpha$$v_e$$\dot{M}$$v$), которые диффундируют из плотного и горячего сверхядерного ядра в течение десятков секунд. (Рисунок адаптирован из Burrows, 1990b)}

$v$

Текст на странице 2:

«... [много интересной информации] ... [кратчайшая возможная цитата] ... При рассеянии нейтральных токов нейтрино от ядер и свободных нуклонов было признано, что электронные нейтрино , , образованные захватами электронов может свободно вырваться только в начале коллапса звездного ядра (которое начинается при плотности около 10 г см ), но может попасть внутрь и упасть внутрь с падающей звездной плазмой, когда плотность превышает в несколько раз 10 г см$ν_e$$^{10}$$^{−3}$$^{11}$$^{−3}$, В это время имплозия ускорилась настолько, что оставшаяся шкала времени коллапса становится короче, чем шкала времени внешней диффузии нейтрино, которая увеличивается, когда рассеяния становятся все более частыми с ростом плотности. Вскоре после этого, обычно около 10 г см , электронные нейтрино уравновешиваются звездной плазмой и заполняют свое фазовое пространство, образуя вырожденный ферми-газ. Во время оставшегося коллапса до плотности ядерного насыщения (около 2,7 × 10 г см$^{12}$$^{−3}$$^{14}$$^{−3}$), и несжимаемость нуклонного вещества из-за отталкивающей части ядерной силы позволяет формировать нейтронную звезду, энтропию и число лептонов (электроны плюс электронные нейтрино) падающего газа (звездная плазма плюс захваченные нейтрино ) остаются по существу постоянными. Поскольку изменение энтропии электронов и до захвата является скромным, стало ясно, что коллапс звездного ядра происходит почти адиабатически (обзор см. Bethe, 1990). Протонейтронная звезда, т. Е. Горячий, аккрецирующий по массе, еще богатый протонами и лептонами предшественник конечной нейтронной звезды с ее сверхядерными плотностями и экстремальными температурами до нескольких 10 K ( соответствует нескольким 10 МэВ)$ν_e$$^{11}$очень непрозрачен для всех видов (активных) нейтрино и антинейтрино . Нейтрино, которые когда-то генерировались в этой экстремальной среде, часто повторно поглощаются, переизлучаются и рассеиваются, прежде чем они могут достичь полупрозрачных слоев вблизи «поверхности» прото-нейтронной звезды, которая характеризуется по существу экспоненциальным спадом плотность на несколько порядков. Прежде чем они наконец отделятся от звездной среды, расположенной близко над этой областью, и уйдут, нейтрино в среднем испытали миллиарды взаимодействий . Период времени, в течение которого зарождающаяся нейтронная звезда способна испускать нейтрино с высокой светимостью до тех пор, пока ее гравитационная энергия связи (уравнение 1) не излучается, следовательно, длится много секунд (Burrows and Lattimer, 1986; Burrows, 1990a). ".

В исследовании Юдай Сува, Коусуке Сумиёси, Кен'ичиро Наказато, Ясуфуми Такахира, Юсуке Кошио, Масамицу Мори и Роджера «Исследование световых кривых нейтрино сверхновых с супер-камиоканде: ожидаемое число событий более 10 с » (22 августа 2019 г.) Уэнделл исследовал свойства нейтрино, наблюдаемые Супер-Камиоканде, вплоть до 20 с после скачка, используя базу данных Nakazato et al. (2013). Он включает в себя этот текст и сопровождающую графику:

Страница 4:

«В то время как моделирование гидродинамики (RHD) нейтринного излучения учитывает эмиссию нейтрино до возрождения удара, кривые блеска нейтрино, полученные в результате моделирования охлаждения PNS, являются разумными для времен, прошедших после восстановления шока. На основании этих соображений кривые блеска нейтрино ранняя и поздняя фазы интерполируются экспоненциальной функцией, предполагающей восстановление удара при = 100, 200 или 300 мс после отскока. На рисунке 1 показана типичная кривая блеска нейтрино, полученная с помощью этой процедуры ".$t_{revive}$

Страница 6:

_{Рисунок 1. Яркости нейтрино (верхние панели) и средние энергии (нижние панели) как функция времени после отскока для модели 13M⊙, Z = 0,02, trevive = 300 мс.}